Astronomija

Kako bi izgledao kHz detektor gravitacijskog vala? (planine na milisekundnim magnetarima) Po čemu bi se razlikovao od LIGO / Djevice?

Kako bi izgledao kHz detektor gravitacijskog vala? (planine na milisekundnim magnetarima) Po čemu bi se razlikovao od LIGO / Djevice?


We are searching data for your request:

Forums and discussions:
Manuals and reference books:
Data from registers:
Wait the end of the search in all databases.
Upon completion, a link will appear to access the found materials.

Sažetak gravitacionih talasa s planina u novorođenim milisekundnim magnetarima kaže:

U ovom radu proučavamo spin-evoluciju i gravitaciono-talasnu sjajnost novorođenog milisekundnog magnetara, nastalog ili nakon kolapsa masivne zvijezde ili nakon spajanja dvije neutronske zvijezde. U oba slučaja razmatramo učinak rezervnog priraštaja i evoluciju sistema zbog različitih obrtnih momenata koji djeluju na zvijezdu, naime zakretni moment okretanja uslijed prirastanja i obrtni momenti usporavanja uslijed magnetskog dipolnog zračenja, emisije neutrina, i emisija gravitacionog talasa povezana sa stvaranjem 'planine' na poluma priraštaja. U početku na period spina najviše utječe dipolno zračenje, ali kasnije se akrecijom zvijezda brzo zavrti. Otkrivamo da magnetar nastao nakon kolapsa masivne zvijezde može nakupiti do 1 $ M _ { odot} $ , i preživjeti oko 50 s prije nego što se sruši u crnu rupu. Deformacija gravitacijskog vala za objekt smješten na 1 Mpc je $ h_c sim 10 ^ {- 23} $ na kHz frekvencijama, čineći ovo potencijalnim ciljem za sljedeću generaciju zemaljskih detektora. S druge strane, magnetar nastao nakon spajanja binarne neutronske zvijezde akretira se najviše 0,2 $ M _ { odot} $, a emitira gravitacijske valove s nižim maksimalnim naprezanjem reda $ h_c sim 10 ^ {- 24} $ , ali takođe preživljava mnogo dulje vrijeme i može biti povezan s rendgenskim platoom uočenim u svjetlosnoj krivulji niza kratkih gama-rafala.

Pitanje: Kako bi izgledao kHz detektor gravitacijskog vala? (planine na milisekundnim magnetarima) Po čemu bi se razlikovao od LIGO / Djevice?


Slika 1. Slikovni opis milisekunde magnetara. Postoje dva koordinatna sistema, jedan ima os rotacije ($ Omega $) i drugi koji ima magnetski moment ($ overrightarrow { mu} $) osa. Te su ose nagnute pod uglom $ alfa (t) $. Plave tačke prikazuju materiju koja pada na dvije polarne kapice i formira dva prirasla stupa. Dok se zvijezda okreće, ona zrači energijom u dipolarnom zračenju i gravitacionim talasima. Crvene isprekidane linije predstavljaju neutrine koji izlaze koji odvode toplotu i ugaoni moment u obliku vjetra.


Da ukratko dopunim Robov odgovor, postoji barem jedan koncept za detektor gravitacionih valova koji izričito cilja gravitacijske talase kiloherca i žrtvuje osetljivost na niže frekvencije: Opservatorija za ekstremne materije neutronske zvijezde (NEMO). Nadamo se da će se takva opservatorija pridružiti globalnoj mreži krajem 2020-ih ili početkom 2030-ih, pružajući osjetljivost u visokofrekventnom režimu uporedivu sa istinskom detektori treće generacije koji će doći kasnije 2030-ih (za prikaz krivulja buke pogledajte sliku 1).

Vitalne statistike takve zvjezdarnice izložene su u Tabeli 1 povezanog rada i vidjet ćete da se doista ne razlikuju od trenutnih LIGO parametara: krakovi su dugi 4 km, ali snaga lasera doseže i do 500 W (Snaga snage 4,5 MW cirkulira u rukama), a tu je i nekoliko fensi novih prevlaka i nešto istiskivanja kako bi se postigla visokofrekventna osjetljivost na štetu nižefrekventnog dijela opsega. Probne mase se takođe hlade na ~ 150K, dok LIGO / Djevica rade na sobnoj temperaturi.


U principu ne mnogo različit od LIGO-a, jer je LIGO osjetljiv na kHz gravitacijske valove. Ali trebate pronaći načine da povećate osjetljivost na kHz frekvencijama, bez ugrožavanja odziva na nižim frekvencijama ili možda prilagodljivog odziva. Ova poboljšanja će vjerovatno doći s povećanom snagom lasera i razvojem optike i presvlakama ogledala.

Otkrivanje gravitacionih valova (GW) ograničeno je na visokim frekvencijama dužinom (ili efektivnom dužinom, uz pomalo postavljanje ogledala), a na niskim frekvencijama različitim izvorima buke, uključujući "buku pritiska zračenja", što je neizbežna posledica upotrebe moćnih laseri za detekciju.

Grubo govoreći, da biste dobili maksimalnu osjetljivost na 1kHz (LIGO je najosjetljiviji na 100Hz), napravite da je dužina kraka vašeg interferometra jednaka četvrtini GW talasne dužine (ili ukupne dužine putanje svjetlosti koja treba biti $ lambda _ { rm GW} / 2 $). Ovo osigurava da se perturbacije dužine ruke sve "zbroje" dok je lasersko svjetlo u prolazu. Dakle, za GW frekvenciju od 1KHz to znači $ L simeq 75 $ km (ili ukupna staza od 150 km).

To je u redu - nešto od veličine LIGO-a može se učinkovito napraviti toliko dugo odskakujući svjetlo gore-dolje oko 10 puta, što je mnogo manje od $ sim 270 $ puta koje LIGO koristi kako bi dobio osjetljivost na nižim frekvencijama.

Izvori buke na 1kHz uglavnom su ograničeni na jednostavnu "buku od pucanja" zbog konačnog broja fotona u laserskom zraku. Dakle, trebali biste pojačati snagu razdjelnika snopa korištenjem snažnijeg lasera za početak ili primjenom pametnih tehnika recikliranja za pojačavanje te snage u krakovima interferometra.

U LIGO-u koriste laser snage oko 40 W, podijeljen između dvije ruke. 4km krakova čine Fabry Perotovi rezonatori koji to pojačavaju za faktor 270, ali to nije snaga razdjelnika zraka. S gledišta razdjelnika snopa, FP krakovi reflektiraju oko 0,97 puta. Da biste pojačali snagu na razdjelniku snopa, stavili ste zrcalo za recikliranje prije cijepača zraka, s reflektivnošću od 0,97. Ovo omogućava prijenos sve snage u šupljinu FP kraka, ali također pojačava snagu između razdjelnika snopa i ulaznog ogledala FP za oko 35 puta.

Trenutno je LIGO podešen da ima visoki faktor pojačanja u FP krakovima i skromni dobitak od recikliranja snage, koji je ograničen efektivnom reflektivnošću FP šupljine zbog gubitaka na reflektirajućim površinama.

Da biste istovremeno dobili više snage na razdjelniku snopa održavanje osjetljivosti na 100 Hz, trebala bi velika poboljšanja u tehnologiji ogledala i premaza ogledala; poboljšanja laserske stabilnosti pri velikoj snazi ​​i pametna upotreba tehnika "iscijeđenog vakuuma" koje u određenoj mjeri mogu oblikovati profil frekvencije buke, omogućavajući skromna poboljšanja u buci na štetu radijacionog pritiska pri nižim frekvencijama. Na primjer, minimiziranjem gubitaka u ogledalima, moglo bi se napraviti da FP krakovi budu reflektivniji, što omogućava veći dobitak od recikliranja (što vrijedi kao $ (1-R) ​​^ {- 1} $).

Čak i bez ovih poboljšanja, vi mogao podesite LIGO da radi bolje na 1 kHz, na štetu njegovog odziva na nižim frekvencijama. Pojačanje od 270 se ne ostvaruje na visokim frekvencijama. Mogli biste to smanjiti na oko 20, što bi povećalo refleksiju FP krakova na oko 0,997 smanjenjem gubitaka (koji se povećavaju koliko puta svjetlost poskakuje okolo), a zatim biste mogli koristiti reflektivnije ogledalo za recikliranje energije i dobiti snagu povećanje reciklaže od 330. To bi vam donijelo faktor od $ sqrt {10} $ u SNR na 1kHz na štetu gubitka faktora od 10 osjetljivosti na 100Hz.

Mnogo je više detalja u tehničkoj dokumentaciji za Einsteinov teleskop. Predloženi GW detektor treće generacije radi na istom principu kao i LIGO, ali s poboljšanjima. Imat će nekoliko interferometara u obliku slova "V" za poboljšanje usmjerenog odziva i uklanjanje mrtvih mjesta; koristiće snažnije lasere; djelovat će kriogeno radi poboljšanja osjetljivosti na niska frekvencije; imat će po 2 interferometra u svakom skupu krakova, podešena za niske i visoke frekvencije, kako sam gore naveo; imat će 10 km ruku i koristiti masivnija ogledala kako bi umanjio efekte pritiska zračenja i druge buke pomicanja na niskim frekvencijama; i predlaže velika dostignuća u optičkoj tehnologiji (npr. gubici u zrcalu pri 1 ppm) za pojačavanje snage i dobivanje visokofrekventnog odziva.


Gravitacijski talas

Gravitacijski talasi su valovi u zakrivljenosti svemirskog vremena koji se šire kao valovi brzinom svjetlosti, stvoreni u određenim gravitacijskim interakcijama koje se šire prema van od svog izvora. O mogućnosti gravitacijskih valova raspravio je 1893. Oliver Heaviside koristeći analogiju između zakona obrnutog kvadrata u gravitaciji i električne energije. [1] Henri Poincaré je 1905. godine prvi put predložio gravitacijske valove (ondes gravifiques) koji proizlaze iz tijela i šire se brzinom svjetlosti kako zahtijeva Lorentzova transformacija. [2] Predvidio je 1916. [3] [4] Albert Einstein na osnovu njegove teorije opće relativnosti, [5] [6] gravitacijski talasi prenose energiju kao gravitaciono zračenje, oblik zračenja koji je sličan elektromagnetskom zračenju. [7] Gravitacijski talasi ne mogu postojati prema Newtonovom zakonu univerzalne gravitacije, budući da je taj zakon zasnovan na pretpostavci da se fizičke interakcije šire beskonačnom brzinom.

Astronomija gravitacionih valova je nova grana opservacione astronomije koja za cilj ima korišćenje gravitacionih talasa za prikupljanje podataka promatranja o izvorima gravitacionih talasa koji se mogu detektirati kao što su binarni sistem zvijezda sastavljen od bijelih patuljaka, neutronskih zvijezda i crnih rupa i događaja poput supernova formiranje ranog svemira ubrzo nakon Velikog praska.

11. februara 2016. timovi LIGO Scientific Collaboration i Virgo Collaboration objavili su da su izvršili prvo posmatranje gravitacionih talasa (sa samim promatranjem 14. septembra 2015.), koje je poteklo iz para spajanja crnih rupa pomoću naprednih LIGO detektora . [8] [9] [10] Od početne najave LIGO je potvrdio još dvije (i jednu potencijalnu) detekciju događaja gravitacionih valova. [11] [12] Pored LIGO-a, u izgradnji je i nekoliko drugih opservatorija gravitacionih valova (detektora). [13]


1. Uvod

Detektori gravitacijskog vala (GW) druge generacije (2G), Advanced LIGO i Advanced Virgo, uistinu su otvorili novi prozor u Svemir. Prvo direktno otkrivanje GW-a iz binarne koalescencije crne rupe (BH), u septembru 2015. godine [1], bio je istorijski trenutak i vrhunac višedecenijskih napora velike zajednice. Sljedeći povijesni trenutak bilo je prvo otkrivanje binarne koalescencije neutronske zvijezde (NS), zajedno s istovremenim otkrivanjem pripadajućeg izbijanja gama zraka, i naknadno promatranje elektromagnetskog paraloga u svim opsezima elektromagnetskog spektra [2, 3, 4, 5, 6, 7, 8, 9]. Održan je niz dodatnih detekcija, budući da se na trenutnom nivou osjetljivosti 2G eksperimenata detekcije BH-BH odvijaju na sedmičnoj bazi. Mnogi izvanredni rezultati u astrofizici i fundamentalnoj fizici već su postignuti zahvaljujući ovim prvim otkrivanjima. Da spomenemo samo nekoliko istaknutih stvari, promatranje NS-NS binarne koalescencije GW170817 riješilo je dugogodišnji problem porijekla (barem nekih) kratkih provala gama zraka [2, 10, 11] više pojasa udružena kilonova otkrila je da su spajanja NS-NS mjesto za stvaranje nekih od najtežih elemenata nukleosintezom r-procesa [12, 13, 14, 15], promatranje desetaka BH-BH koalescencija otkrilo je ranije nepoznatu populaciju BH zvjezdane mase, mnogo teži od onih otkrivenih opažanjem rendgenskih binarnih datoteka [16], i pokazao je da BH-BH binarne datoteke postoje i spajaju se unutar Hubble-ovog vremena brzinom koja se može prepoznati. Što se tiče temeljne fizike, kosmologije i opće relativnosti (GR), promatranje GW-a i izbijanje gama-zraka iz binarnog NS-NS GW170817 dokazalo je da je brzina GW-a jednaka brzini svjetlosti do približno dijela u 10 15 [5] GW signal, zajedno s elektromagnetskim određivanjem crvenog pomaka izvora, pružio je prvo mjerenje Hubbleove konstante sa GW [17] rep talasa prvog opaženog događaja, GW150914, pokazao je oscilacije u skladu sa predviđanje iz Opće relativnosti za kvazi-normalne modove konačne BiH [18] moglo bi se testirati i ograničiti nekoliko mogućih odstupanja od GR (gravitonska masa, post-newtonovski koeficijenti, modificirani odnosi disperzije, itd.) [18, 19, 20 ].

Izvanredni kakvi jesu, ovi se rezultati međutim mogu smatrati samo prvim korakom ka našem istraživanju Univerzuma sa GW-ima. GW detektori treće generacije (3G), poput Einsteinovog teleskopa (ET) [21], dovest će do astronomske revolucije gravitacionog vala do pune realizacije. Zahvaljujući redu veličine bolje osjetljivosti i širem dostupnom frekvencijskom opsegu u odnosu na detektore druge generacije, 3G detektori će nam omogućiti da se pozabavimo ogromnim brojem ključnih pitanja vezanih za astrofiziku, temeljnu fiziku i kosmologiju.

Slika 1: Lijevo: astrofizički doseg za dvostruke binarne uređaje jednake mase, koji se ne okreću za Advanced LIGO, Einsteinov teleskop i Cosmic Explorer (iz ref. [22]). Desno: linije konstantnog odnosa signal-šum u ravni (ukupne mase, crveni pomak) za mrežu od jednog ET i dva CE detektora. Prikazane krivulje pretpostavljaju binarne komponente jednake mase (slika ljubaznošću M. Colpija i A. Mangiaglia).

Primjer izvanrednog potencijala 3G detektora daje slika 1. Lijeva ploča prikazuje doseg detektora, u smislu kosmološkog crvenog pomaka, u funkciji ukupne mase spajajuće se binarne datoteke. Vidimo da će spajanje kompaktnih binarnih datoteka ukupne mase (20 - 100) M ⊙, kao što je tipično za BH-BH ili BH-NS binarne datoteke, biti vidljivo ET-om do crvenog pomaka z ∼ 20 i više, istražujući mračnu eru svemir koji je prethodio rođenju prvih zvijezda. (Konkretno, spajanja BH-BH koja se vide na takvim udaljenostima nužno bi imala primordijalno porijeklo.) Za usporedbu, u katalogu detekcija iz O1 i O2 Advanced LIGO / Djevice, najudaljeniji BH-BH događaj je z ≃ 0,5 i, pri konačnoj osjetljivosti cilja, 2G detektori trebaju doseći z ≃ 1. Raspon dostupnih BH masa također će se uvelike povećati, kao što vidimo sa slike 1, ET će moći detektirati BH mase do nekoliko puta 10 3 M ⊙, do z ∼ 1 - 5.

Za NS-NS binarne datoteke, čija je ukupna masa oko 3 M ⊙, ET će za usporedbu doseći z ≃ 2 - 3, binarni NS-NS GW170817 bio je na z ≃ 0,01, a pri konačnoj osjetljivosti cilja 2G detektori trebali bi doseći z ≃ 0.2. Odgovarajuće brzine detekcije bit će impresivne, reda 10 5 - 10 6 BH-BH i NS-NS koalescencija godišnje za jedan detektor kao što je ET, ovisno o mreži elektromagnetskih uređaja koji rade u vrijeme 3G detektora, tokom nekoliko godine može se sakupljati O (10 2 - 10 3) NS-NS GW događaja sa uočenim elektromagnetskim kolegom. Odnos signala i šuma mnogih od ovih događaja bit će ogroman. Desna ploča na slici 1 pokazuje da se u mreži od tri 3G detektora može vidjeti BH-BH binarna koalescencija ukupne mase (50 - 100) M ⊙ pri z = 10 sa odnosom signal-šum reda. 50, a odnos signala i šuma nekih događaja, još uvijek na kosmološkim udaljenostima, bit će čak reda 100-200, što će nam omogućiti da s izuzetnom preciznošću odredimo oblik gravitacijskog vala. Kombinacija istraženih udaljenosti i masa, ogroman broj detekcija i detekcija sa vrlo visokim omjerom signal-šum pružit će mnoštvo podataka koji mogu pokrenuti revolucije u astrofizici, kosmologiji i fundamentalnoj fizici.

Osim spajanja binarnih sistema, ET će moći otkriti i nekoliko drugih vrsta signala, poput stohastičkih pozadina GW-a, signala izoliranih pulsara ili supernova, sa osjetljivošću koja se poboljšava za redoslijed veličina u odnosu na 2G detektore.

Kao što ćemo vidjeti, mnoga moguća dostignuća ET-a i drugih planiranih 3G detektora poput Cosmic Explorer-a u SAD-u moguća su samo gravitacijskim valovima. Za druge, GW detektori su komplementarni objektima koji koriste elektromagnetno zračenje ili druge glasnike, poput neutrina i kosmičkih zraka. Kombinovana posmatranja kroz GW, elektromagnetni signali, neutrini i / ili kosmički zraci, dat će nam višestruku i sveobuhvatniju sliku mnogih energetskih fenomena Univerzuma. Shematski, možemo identificirati sljedeće glavne stavke kao dio slučaja ET nauke:

Svojstva crne rupe: porijeklo (zvjezdani naspram iskonskog), evolucija, demografija.

Svojstva neutronskih zvijezda: unutrašnja struktura (QCD na ultra visokim gustoćama, egzotična stanja materije), demografija.

Astronomija sa više glasnika: nukleosinteza, fizika mlazeva, uloga neutrina.

Otkrivanje novih astrofizičkih izvora GW-a: supernove srušenog jezgra, izolirane neutronske zvijezde, stohastička pozadina astrofizičkog porijekla.

Osnovna fizika i kosmologija

Priroda kompaktnih objekata: fizika blizu horizonta, ispitivanja teorema bez dlake, egzotični kompaktni objekti.

Tamna materija: iskonski BH, aksionski oblaci, tamna materija koja se nakuplja na kompaktnim objektima.

Tamna energija i modifikacije gravitacije na kosmološkim skalama.

Stohastička pozadina kosmološkog porijekla i veze sa fizikom visokih energija (napuhavanje, fazni prijelazi, kosmičke strune, ...)

Treba naglasiti, međutim, da mnoga pitanja prelaze granice između gore navedenih domena. Na primjer, razumijevanje jesu li BH koje su opazili detektori GW zvjezdanog ili primordijalnog porijekla očito ima astrofizički interes, ali iskonsko porijeklo bi imalo duboke posljedice na naše razumijevanje fizike ranog svemira, inflacije itd., Subjekata koji pripadaju domeni kosmologije i fundamentalne fizike. Kao drugi primjer, određivanje jednačine stanja u jezgru neutronskih zvijezda od velike je važnosti kako u astrofizici, tako i za razumijevanje teorije jakih interakcija, QCD, u režimu ultra visoke gustine, gdje se mogu odvijati fazni prijelazi.

U sljedećim odjeljcima ukratko ćemo raspraviti neke nauke kojima će se ET moći baviti. Zaključit ćemo sažetkom ključnih naučnih pitanja u odjeljku 4, posebno podrazumijevajući ono što nauka može postići pojedinačna opservatorija ET.


Podaci o autoru

Pripadnosti

INFN, Sezione di Firenze, 50019, Sesto Fiorentino Firenze, Italija

Università degli Studi di Urbino “Carlo Bo”, 61029, Urbino, Italija

SUPA, Univerzitet u Glasgowu, Glasgow, G12 8QQ, Velika Britanija

G. Woan, X. Fan, I. S. Heng i amp C. Messenger

INFN, Sezione di Roma, Rim, 00185, Italija

P. Astone, A. Colla, S. Frasca, C. Palomba i amp. C. C. Tringali

Univerzitet Columbia, New York, NY, 10027, SAD

Università „La Sapienza“, Rim, 00185, Italija

A. Colla, S. Frasca i amp. C. C. Tringali

INAF, Osservatorio Astronomico di Brera, Via E. Bianchi 46, 23807, Merate, LC, Italija

INFN, Gruppo Collegato di Trento, Trento, 38050, Povo, Italija

Università di Trento, 38050, Trento, Povo, Italija

Perimetarski institut za teorijsku fiziku, Waterloo, ON, N2L 2Y5, Kanada

Univerzitet u Melbourneu, Parkville, VIC, 3010, Australija

Državno sveučilište Utah, Logan, UT, 84322, SAD

Kavli Institut za kozmološku fiziku, Univerzitet u Čikagu, Chicago, IL, 60637, SAD

Theoretisch-Physikalisches Institut, Friedrich-Schiller-Universitat, Max-Wien-Platz 1, 07743, Jena, Njemačka

Univerzitet u Southamptonu, Southampton, SO17 1BJ, UK

Univerzitet na Floridi, Gainesville, FL, 32611, SAD

S. Klimenko, V. Necula i pojačalo V. Tiwari

Univerzitet u Murciji, 30100, Murcia, Španija

CIERA i Odjel za fiziku i astronomiju, Univerzitet Northwestern, Evanston, IL, 60208, SAD

Univerzitet u Birminghamu, Birmingham, B15 2TT, Velika Britanija

I. Mandel, T. L. Sidery i amp. Vousden

INAF, Osservatorio Astronomico di Padova, Vicolo dell’Osservatorio 5, 35122, Padova, Italija

Albert-Einstein-Institut, Max-Planck-Institut fur Gravitationsphysik, 30167, Hannover, Njemačka

Leibniz Universitat Hannover, 30167, Hannover, Njemačka

Univerzitet Teksasa u Brownsvilleu, Brownsville, TX, 78520, SAD

Fizički fakultet Univerziteta u Varšavi, Varšava, 00-681, Poljska

Centar za teorijsku fiziku, Poljska akademija nauka, Varšava, 02-668, Poljska

Državno sveučilište Pennsylvania, University Park, PA, 16802, SAD

INFN, Sezione di Roma Tor Vergata, Rim, 00133, Italija

Università di Roma Tor Vergata, 00133, Rim, Italija

Nacionalni centar za nuklearna istraživanja, Swierk, Poljska

Međunarodni centar za istraživanje radioastronomije, Univerzitet Curtin, Perth, WA, Australija

ARC Centar izvrsnosti za astrofiziku All-Sky (CAASTRO), Redfern, NSW, Australija

Univerzitet Washington, St. Louis, MO, 63130, SAD

INFN, Sezione di Padova, 35131, Padova, Italija

Opservatorija LIGO-Livingston, Livingston, LA, 70754, SAD

Odjel za fiziku i astronomiju ‘Galileo Galilei’, Sveučilište u Padovi, Vicolo dell’Osservatorio 3, 35122, Padova, Italija

Ovog autora možete potražiti i u PubMed Google Scholar-u

Ovog autora možete potražiti i u PubMed Google Scholar-u

Ovog autora možete potražiti i u PubMed Google Scholar-u

Ovog autora možete potražiti i u PubMed Google Scholar-u

Ovog autora možete potražiti i u PubMed Google Scholar-u

Ovog autora možete potražiti i u PubMed Google Scholar-u

Ovog autora možete potražiti i u PubMed Google Scholar-u

Ovog autora možete potražiti i u PubMed Google Scholar-u

Ovog autora možete potražiti i u PubMed Google Scholar-u

Ovog autora možete potražiti i u PubMed Google Scholar-u

Ovog autora možete potražiti i u PubMed Google Scholar-u

Ovog autora možete potražiti i u PubMed Google Scholar-u

Ovog autora možete potražiti i u PubMed Google Scholar-u

Ovog autora možete potražiti i u PubMed Google Scholar-u

Ovog autora možete potražiti i u PubMed Google Scholar-u

Ovog autora možete potražiti i u PubMed Google Scholar-u

Ovog autora možete potražiti i u PubMed Google Scholar-u

Ovog autora možete potražiti i u PubMed Google Scholar-u

Ovog autora možete potražiti i u PubMed Google Scholar-u

Ovog autora možete potražiti i u PubMed Google Scholar-u

Ovog autora možete potražiti i u PubMed Google Scholar-u

Ovog autora možete potražiti i u PubMed Google Scholar-u

Ovog autora možete potražiti i u PubMed Google Scholar-u

Ovog autora možete potražiti i u PubMed Google Scholar-u

Ovog autora možete potražiti i u PubMed Google Scholar-u

Ovog autora možete potražiti i u PubMed Google Scholar-u

Ovog autora možete potražiti i u PubMed Google Scholar-u

Ovog autora možete potražiti i u PubMed Google Scholar-u

Ovog autora možete potražiti i u PubMed Google Scholar-u

Ovog autora možete potražiti i u PubMed Google Scholar-u

Ovog autora možete potražiti i u PubMed Google Scholar-u

Ovog autora možete potražiti i u PubMed Google Scholar-u

Ovog autora možete potražiti i u PubMed Google Scholar-u

Ovog autora možete potražiti i u PubMed Google Scholar-u

Ovog autora možete potražiti i u PubMed Google Scholar-u

Ovog autora možete potražiti i u PubMed Google Scholar-u

Ovog autora možete potražiti i u PubMed Google Scholar-u

Ovog autora možete potražiti i u PubMed Google Scholar-u

Ovog autora možete potražiti i u PubMed Google Scholar-u

Ovog autora možete potražiti i u PubMed Google Scholar-u

Ovog autora možete potražiti i u PubMed Google Scholar-u

Ovog autora možete potražiti i u PubMed Google Scholar-u

Ovog autora možete potražiti i u PubMed Google Scholar-u

Ovog autora možete potražiti i u PubMed Google Scholar-u

Ovog autora možete potražiti i u PubMed Google Scholar-u

Autor za kontakt


Dalje čitanje [uredi]

    . Einsteinova nedovršena simfonija. Washington, DC: Joseph Henry Press, 2000.
  • Chakrabarty, Indrajit (1999). "Gravitacijski valovi: Uvod". arXiv: fizika / 9908041 & # 8239.
  • Landau, L. D. i Lifshitz, E. M., Klasična teorija polja (Pergamon Press), 1987.
  • Will, Clifford M. (2014). "Sučeljavanje opšte relativnosti i eksperimenta". Živi pregledi u relativnosti. 17 (1): 4. Bibkod: 2014LRR. 17. 4W. arXiv: 1403.7377 & # 8239. doi: 10.12942 / lrr-2014-4 & # 8239.
  • Peter Saulson, Osnove interferometrijskih detektora gravitacionih valova, World Scientific, 1994.
  • Barish, Barry C. Weiss, Rainer (1999). "LIGO i otkrivanje gravitacijskih valova". Fizika danas. 54 (10): 44. Bibcode: 1999PhT. 52j..44B. doi: 10.1063 / 1.882861.

Zašto je to važno

Što se tiče gravitacijskih valova, čini mi se da sam svako otkriće gravitacijskog vala opisao kao & # 8220historic & # 8221 i & # 8220a novu eru za astronomiju & # 8221 od njihovog prvog otkrivanja 15. septembra 2015, ali otkrivanje GW170817 može biti dobro adut svih koji su došli prije njega, iako su signal generirale neutronske zvijezde, a ne teškaši crne rupe.

Stvar s crnim rupama je da kada se sudare i spoje, nužno ne proizvode elektromagnetsko zračenje (tj. Vidljivo svjetlo, X-zrake ili infracrveno zračenje). Oni mogu krenuti & # 8220bump & # 8221 u kosmičkoj noći i nijedno inteligentno biće s konvencionalnim teleskopom ne bi vidjelo da se to događa. Ali u gravitacijskom području, spajanja crnih rupa odjekuju cijelim svemirom, njihovi gravitacijski talasi putuju brzinom svjetlosti, iskrivljujući svemir dok se šire. Da bismo otkrili ove & # 8220nevidljive & # 8221 valove, moramo izgraditi instrumente koji mogu & # 8220vidjeti & # 8221 beskonačno male vibracije u samom tkivu prostora-vremena i tu dolazi do laserske interferometrije.

Vrlo precizni laseri ispaljeni su kilometrima dugačkim tunelima u zgradama u obliku & # 8220L & # 8221 u dva LIGO detektora (u Washingtonu i Louisiani) i detektoru Djevice u blizini Pise. Kada gravitacijski talasi putuju kroz nas, ovi laserski interferometri mogu izmjeriti male svemirske osnove. Što više detektora mjeri isti signal, to znači preciznije promatranje i naučnici tada mogu utvrditi gdje se (i kada) dogodilo spajanje crne rupe.

Postoji mnogo više detalja koji se mogu dobiti iz signala gravitacijskog vala iz spajanja crnih rupa, naravno - uključujući masu crnih rupa & # 8217, spojenu masu, okretanje crne rupe itd. - ali za većinu, spajanja crnih rupa su čisto gravitaciona stvar.

Neutronske zvijezde, međutim, druga su zvijer i 17. avgusta nisu otkriveni samo gravitacijski detektori valova koji su izmjerili signal sa 130 miliona svjetlosnih godina udaljenih svemirskih teleskopa u potrazi za rafalnim provalama gama (GRB). snažni rafal elektromagnetnog zračenja u galaksiji NGC 4993, čime se precizira jedan događaj koji je stvorio gravitacione valove i GRB.

I ovo je & # 8220sveto sranje& # 8221 trenutak.

Kao što Caltech kaže David H. Reitze: & # 8220Ovo otkrivanje otvara prozor dugo očekivane & # 8216multi-messenger & # 8217 astronomije. & # 8221

Reitze se poziva na to da su po prvi put primijećeni i gravitacijski talasi i elektromagnetski valovi (u čitavom EM spektru) koji dolaze iz istog astrofizičkog događaja. Gravitacijski talasi stigli su na Zemlju malo prije nego što su GRB otkrili NASA-in Fermi i ESA-ini INTEGRAL svemirski teleskopi. Obje svemirske opservatorije zabilježile su kratki rafal gama zraka, tip visokoenergetskog rafala za koji je bilo predviđeno (prije 17. avgusta) da će ga proizvesti sudar neutronskih zvijezda.

Rastuća porodica spajanja crnih rupa i neutronskih zvijezda uočenih gravitacijskim valovima (LIGO-Djevica / Frank Elavsky / Northwestern University)

Sada naučnici imaju posmatračke dokaze da se ove vrste GRB-a proizvode sudarajući neutronske zvijezde, jer otisak gravitacionog vala neupitno pokazuje spiraliziranje i spajanje dviju neutronskih zvijezda. Ovo je savršena demonstracija astronomije sa više glasnika gdje se energetski događaj može istovremeno promatrati u EM i gravitacijskim valovima kako bi se otkrile neispričane misterije najenergičnijih svemira.


Heidelberg Joint Astronomical Colloquium

120 solarnih masa. Granice ovog rascjepa drastično ovise o masivnoj evoluciji zvijezda i o efikasnosti uklanjanja omotača tokom kolapsa jezgra. S druge strane, ekstremni dinamički procesi u gustim zvjezdastim nakupinama mogu popuniti prazninu mase, putem višestrukih sudara zvijezda, dinamičkih razmjena i hijerarhijskih spajanja. Ovi procesi mogu stvoriti crne rupe srednje mase sa masom do nekoliko hiljada sunčevih masa, posebno u klasterima najsiromašnijim i najmasovnijim. Razvoj takvih dinamičkih spajanja kroz kosmičko vrijeme bit će jedna od najuzbudljivijih meta zemaljskih detektora sljedeće generacije. Profesora Mapellija ugošćuje prof. Ralf Klessen sa ITA instituta ([email protected]). Svi zainteresirani za dalje rasprave o određenim temama trebaju kontaktirati prof. Klessena kako bi dogovorili (virtualne) dodatne sastanke s prof. Mapellijem

2-3, gdje se očekuje da će AGN najviše utjecati na nakupljanje zvjezdane mase, a ja ću predstaviti nedavne napore u našoj grupi da se karakteriziraju procesi povratnih informacija u moćnom AGN-u na CGM skali u i u blizini Kozmičkog podneva. Naš tim je posebno otkrio jedinstvenu populaciju svijetlih kvazara visokog z (ERQ) s ekstremnim svojstvima odljeva. U isto vrijeme, sve više i više egzotičnih AGN populacija s ekstremnim potpisima otkrivaju se pri tom crvenom pomicanju. Ove populacije su idealne za dobijanje popisa ukupnog budžeta za masu i energiju za odliv i dotok / hranjenje iz CGM-a, što je osnovni zahtjev za ispitivanje detaljne i pune povratne sprege. Na kraju ću predstaviti i JWST ERS program & quotQ3D & quot koji će proučavati utjecaj tri pažljivo odabrana svjetleća kvazara na njihove domaćine. Naš program će poslužiti kao putokaz za JWST naučna istraživanja u režimu IFU.

1, fokusiraću se na ALMA promatranja galaksija zvjezdanih zrna u z

4 koji otkrivaju vrlo brzu rotaciju i iznenađujuće male disperzije brzine što dovodi do vrijednosti V / sigma & gt10. Ti rezultati, s jedne strane, pružaju dinamičke dokaze o evoluciji ovih masivnih sistema u lokalne galaksije ranog tipa, ali s druge strane predstavljaju nove kritične izazove našem današnjem razumijevanju formiranja galaksija u ranim vremenima.

-3) sa zvijezdama članicama do 8 polumjera svjetlosti udaljene od središnjeg područja. Drugi sistemi takođe sadrže zvijezde u svojim predgrađima, što sugerira da takvi prošireni "qutahalos" možda nisu neuobičajeni među najsitnijim patuljastim galaksijama, što možda predstavlja potpis prvih događaja spajanja između galaksija u najranijim vremenima.

6-14. Također ću razgovarati o kombiniranim ograničenjima s kvazarima s visokim crvenim pomakom i Galaksijama Lyman Break-a. Na kraju ću komentirati navodno otkrivanje izvršeno pomoću EDGES niskopojasne antene na z

3-20 od odgovarajućih izvora UV kontinuuma u mirujućem okviru, kako ih vidi HST. Između

95% uočenog ukupnog fluksa Ly-alfa dolazi iz produžene halo komponente. Na razini osjetljivosti koju pruža MUSE, veliki dio vidnog polja je zapravo prekriven emisijom Ly alfa od crvenih pomaka 3 & lt z & lt 6, a ja predstavljam spektakularnu sliku u boji koja vizualizira & quotSky u Ly-alpha & quot. Naša zapažanja pružaju direktan uvid u prostornu raspodjelu barem djelomično neutralnog plina u cirkugalaktičkom medijumu galaksija male do srednje mase pri z & gt 3. Također raspravljam o nekim implikacijama na demografiju galaksija visokog crvenog pomaka.

2.5 - 0
Linda Tacconi (MPE, Garching (Njemačka))
Heidelberg Joint Astronomical Colloquium
Philosophenweg 12, großer Hörsaal
Prikaži / sakrij sažetak

1-3), a naknadno ukidanje (z & lt1) formiranja zvijezda u Univerzumu omogućavaju nam da ilustriramo važnu ulogu koju je hladni plin, gorivo za stvaranje zvijezda, igrao u okupljanju galaksija u kosmičkom vremenu. Istraživanja skromnih veličina već pružaju snažne molekularne detekcije molekula u stotinama do nekoliko hiljada galaksija koje formiraju zvijezde, od crvenih pomaka 0-3. Nadalje, prostorno razlučena spektroskopija na (pod) mm i NIR talasnim dužinama sada nam omogućava proučavanje detaljne kinematike, formiranja zvijezda i ISM svojstava u SFG-ima na skalama od nekoliko kpc. Razgovarat ću o rezultatima ovih istraživanja i smjestiti ih u opći kontekst nastanka i evolucije galaksije.

10), čini se da su praznine i neosovinska simetrija uobičajene, što implicira da je značajan dio diskova smješten u zvijezdama / pratiocima planetarne mase ili je aktivnost pokretanja planeta već pokrenuta.

1 Msun je od suštinske važnosti za testiranje i potvrđivanje teorija nastanka zvijezda, ograničavanje modela hemijskog obogaćivanja, učestalosti kolapiranja jezgara supernova i tumačenje zvjezdanih populacija galaksija kroz kosmičko vrijeme. Ipak, uprkos više od 60 godina istraživanja, ograničenja promatranja MMF-a velike mase ostaju izuzetno neizvjesna. Široko korišteni MMF velike mase (npr. Kroupa) imaju povezane nesigurnosti koje se približavaju redu veličine, što praktički onemogućava utvrđivanje varira li MMF velike mase s obzirom na okolinu (npr. Metalnost ili intenzitet stvaranja zvijezda) ili je & # 8220Univerzalno & quot. U ovom govoru predstavit ću najpreciznije mjerenje MMF-a velike mase do danas. Korišćenje

100 mladih, razlučenih zvjezdanih jata u M31 snimljenih u sklopu istraživanja Panchromatic Hubble Andromeda Trezor (PHAT), otkrivamo da je nagib velike mase MMF-a Gama = 1,45 +/- 0,03. U poređenju sa kanonskim MMF-om Kroupa (Gama = 1,3 +/- 0,7), MMF velike mase u M31 je strmiji za 0,15 dex (tj. Manje masivnih zvijezda) i predstavlja faktor

20 poboljšanje preciznosti. Ne postoje značajni trendovi između padina klastera MMF-a i njihove starosti, mase i veličine, što ukazuje da je MMF izvanredno & # 8220Univerzalni & # 8221 u ovom uzorku

100 klastera. I will illustrate some of the broader implications of a steeper IMF slope (e.g., on star formation rate indicators, core-collapse supernovae rates) and will conclude by discussing the prospects for precision IMF measurements in other environments.

50pc) are thought to play a critical role in these processes as they host most of the massive star formation occurring in our Galaxy. Detailed observations on scales of clouds can provide important insights on the properties of the star forming interstellar medium and conditions promoting the formation of massive stars. Using such detailed studies of the nearby grand-design spiral galaxy M51 as part of the Pbdi Arcsecond Whirlpool Survey (PAWS) as an example, I will present our current understanding of how the interstellar medium, its molecular component in particular, and star formation relate across galactic disks.

100 most massive galaxies within 100 Mpc. Using integral-field spectroscopy covering 200 pc to 20 kpc scales, we are studying the assembly history of massive galaxies from the supermassive black holes at the center to the dark matter halos on large scales. I will then discuss black hole scaling relations over a large range in galaxy mass, using MASSIVE observations at the high end and megamaser disk galaxies at low mass. If time permits, I will discuss progress on survey planning for the Prime Focus Spectrograph.

2 and likely contributed significantly to the buildup of the Universe’s stellar mass and the formation of high-mass galaxies. However, an ongoing debate lingers as to their evolutionary origins at high-z. While DSFGs locally are known to be merger-driven collisions of gas-rich disk galaxies, some works argue that high-z DSFGs have different origins, and could just be solitary massive gas-rich disks (continually fed star-forming fuel via the gas-rich IGM). Other conflicting evidence argues high-z DSFGs are major mergers, like their local cousins. Solving the debate, as to the origins of high-z DSFGs, requires a careful census and follow-up of DSFGs. I will describe some of the latest observational research on dusty, infrared-luminous galaxies at high-redshift. Specifically, I will focus on: 1. measuring the far-IR/submm contribution to the cosmic star formation rate density out to high-z, and compare it to the optical/UV contribution to infer the universal importance of infrared surveys out to early epochs, 2. observational tools we can use to surmise the physical mechanisms which drive intense star-formation, and 3. how these rare but extreme galaxies can be uniquely useful as probes of some of the most massive structures in the Universe’s cosmic web. My long-term goal is to understand the triggering mechanisms for star formation episodes in extreme, ultraluminous starburst environments, how they relate to star formation in more common ``Milky Way&apos&apos type galaxies at high-redshift, and what the implications are for galaxy evolution at very early times.


THESEUS: A key space mission concept for Multi-Messenger Astrophysics

The recent discovery of the electromagnetic counterpart of the gravitational wave source GW170817, has demonstrated the huge informative power of multi-messenger observations. During the next decade the nascent field of multi-messenger astronomy will mature significantly. Around 2030 and beyond, third generation ground-based gravitational wave detectors will be roughly ten times more sensitive than the current ones. At the same time, neutrino detectors currently upgrading to multi km 3 telescopes, will include a 10 km 3 facility in the Southern hemisphere. In this review, we describe the most promising sources of high frequency gravitational waves and neutrinos that will be detected in the next two decades. In this context, we show the important role of the Transient High Energy Sky and Early Universe Surveyor (THESEUS), a mission concept accepted by ESA for phase A study and proposed by a large international collaboration in response to the call for the Cosmic Vision Programme M5 missions. THESEUS aims at providing a substantial advancement in early Universe science as well as in multi–messenger and time–domain astrophysics, operating in strong synergy with future gravitational wave and neutrino detectors as well as major ground- and space-based telescopes. This review is an extension of the THESEUS white paper (Amati et al., 2017), also in light of the discovery of GW170817/GRB170817A that was announced on October 16th, 2017.


Planets with many neighbors may be the best places to look for life

Planetary families with lots of siblings, like the TRAPPIST-1 exoplanet system shown in this illustration, tend to have more circular orbits than singleton worlds. That could mean they’re better places to look for life.

NOVEMBER 16, 2020 AT 8:00 AM

If you’re looking for life beyond the solar system, there’s strength in numbers.

A new study suggests that systems with multiple planets tend to have rounder orbits than those with just one, indicating a calmer family history. Only child systems and planets with more erratic paths hint at past planetary sibling clashes violent enough to knock orbits askew, or even lead to banishment. A long-lasting abundance of sibling planets might therefore have protected Earth from destructive chaos, and may be part of what made life on Earth possible, says astronomer Uffe Gråe Jørgensen of the Niels Bohr Institute in Copenhagen.

“Is there something other than the Earth’s size and position around the star that is necessary in order for life to develop?” Jørgensen says. “Is it required that there are many planets?”

Most of the 4,000-plus exoplanets discovered to date have elongated, or eccentric, orbits. That marks a striking difference from the neat, circular orbits of the planets in our solar system. Rather than being an oddity, those round orbits are actually perfectly normal — for a system with so many planets packed together , Jørgensen and his Niels Bohr colleague Nanna Bach-Møller report in a paper published online October 30 in the Mjesečne obavijesti Kraljevskog astronomskog društva .

Bach-Møller and Jørgensen analyzed the eccentric paths of 1,171 exoplanets orbiting 895 different stars. The duo found a tight correlation between number of planets and orbit shape. The more planets a system has, the more circular their orbits, no matter where you look or what kind of star they orbit.

Earlier, smaller studies also saw a correlation between number of planets and orbit shapes, says astrophysicist Diego Turrini of the Italian National Astrophysics Institute in Rome. Those earlier studies used only a few hundred planets.

“This is a very important confirmation,” Turrini says. “It is providing us an idea of … how likely it is there will be no fight in the family, no destructive events, and your planetary system will remain as it formed … long enough to produce life.”

Systems with as many planets as ours are exceedingly rare, though. Only one known system comes close: the TRAPPIST-1 system , with seven roughly Earth-sized worlds ( SN: 2/22/17 ). Astronomers have found no planetary systems so far, other than ours, with eight or more planets. Extrapolating out to the number of stars expected to have planets in the galaxy, Jørgensen estimates that about 1 percent of planetary systems have as many planets as we do.

“It’s not unique, but the solar system belongs to a rare type of planetary system,” he says.

That could help explain why life seems to be rare in the galaxy, Jørgensen suggests. Exoplanet studies indicate that there are billions of worlds the same size as Earth, whose orbits would make them good places for liquid water. But just being in the so-called “habitable zone” is not enough to make a planet habitable ( SN: 10/4/19 ).

“If there are so many planets where we could in principle live, why are we not teeming with UFOs all the time?” Jørgensen says. “Why do we not get into traffic jams with UFOs?”

The answer might lie in the different histories of planetary systems with eccentric and circular orbits. Theories of solar system formation predict that most planets are born in a disk of gas and dust that encircles a young star. That means young planets should have circular orbits, and all orbit in the same plane as the disk.

“You want the planets to not come too close to each other, otherwise their interactions might destabilize the system,” says Torrini. “The more planets you have the more delicate the equilibrium is.”

Planets that end up on elliptical orbits may have gotten there via violent encounters with neighboring planets, whether direct collisions that break both planets apart or near-misses that toss the planets about ( SN: 2/27/15 ). Some of those encounters may have ejected planets from their planetary systems altogether , possibly explaining why planets with eccentric orbits have fewer siblings ( SN: 3/20/15 ).

Earth’s survival may therefore have depended on its neighbors playing nice for billions of years ( SN: 5/25/05 ). It doesn’t need to have escaped violence altogether, either, Jørgensen says. One popular theory holds that Jupiter and Saturn shifted in their orbits billions of years ago, a reshuffling that knocked the orbits of distant comets askew and send them careening into the inner solar system. Several lines of evidence suggest comets could have brought water to the early Earth ( SN: 5/6/15 ).

“It’s not the Earth that is important,” Jørgensen says. “It’s the whole configuration of the planetary system that’s important for life to originate on an earthlike planet.”

Questions or comments on this article? E-mail us at [email protected]

CITATIONS

N. Bach-Møller and U. Gråe Jørgensen. Orbital eccentricity-multiplicity correlation for planetary systems and comparison to the solar system . Mjesečne obavijesti Kraljevskog astronomskog društva . Published online October 30, 2020. doi: 10.1093/mnras/staa3321.


Heidelberg Joint Astronomical Colloquium

120 solar masses. The boundaries of this gap drastically depend on massive star evolution and on the efficiency of envelope removal during core collapse. On the other hand, extreme dynamical processes in dense star clusters can fill the mass gap, via multiple stellar collisions, dynamical exchanges and hierarchical mergers. These processes might build up intermediate-mass black holes with mass up to several thousand solar masses, especially in the most metal-poor and massive clusters. The evolution of such dynamical mergers across cosmic time will be one of the most exciting targets of next-generation ground-based detectors. Prof. Mapelli is being hosted by Prof. Ralf Klessen of the ITA institute ([email protected]). Anyone interested in further discussions on specific topics should contact Prof. Klessen to arrange (virtual) follow-up meetings with Prof. Mapelli

2-3 where AGN are expected to impact the build-up of stellar mass the most and I will present recent efforts in our group to characterise feedback processes in powerful AGN on CGM scales at and near Cosmic Noon. In particular, our team recently discovered a unique population of luminous high-z quasars (ERQs) with extreme outflow properties. At the same time, more and more exotic AGN populations with extreme signatures are being discovered at that redshift. These populations are ideal to obtain a census of the overall mass and energy budget of both outflow and infall/feeding from the CGM, an essential requirement to probe the detailed and full feedback loop. Finally, I will also introduce the JWST ERS Program "Q3D" which will study the impact of three carefully selected luminous quasars on their hosts. Our program will serve as a pathfinder for JWST science investigations in IFU mode.

1, I will focus on ALMA observations of starburst galaxies at z

4 that reveal very fast rotation and surprisingly low velocity dispersions leading to V/sigma values >10. These results, on the one hand, provide dynamical evidence of the evolution of these massive systems into local early-type galaxies, but on the other hand, pose new critical challenges to our current understanding of galaxy formation at early times.

-3) with member stars up to 8 half light radii away from the center region. Other systems also contain stars in their outskirts, suggesting that such extended "halos" may not be uncommon among the tinyest dwarf galaxies, possibly being a signature of the very first merger events between galaxies at the earliest times.

6-14. I will also discuss combined constraints with high-redshift quasars and Lyman Break Galaxies. Finally, I will comment on the claimed detection made with the EDGES Low-Band antenna at z

3-20 than the corresponding rest-frame UV continuum sources as seen by HST. Between

95% of the observed total Ly-alpha flux comes from the extended halo component. At the sensitivity level provided by MUSE, a large fraction of the field of view is actually covered with Ly alpha emission from redshifts 3 < z < 6, and I present a spectacular colour image visualising the "Sky in Ly-alpha". Our observations provide direct insights into the spatial distribution of at least partly neutral gas in the circumgalactic medium of low to intermediate mass galaxies at z > 3. I also discuss some implications for the demographics of high-redshift galaxies.

2.5 - 0
Linda Tacconi (MPE, Garching (Germany))
Heidelberg Joint Astronomical Colloquium
Philosophenweg 12, großer Hörsaal
Show/hide abstract

1-3), and subsequent winding down (z<1) of star formation in the Universe are enabling us to illustrate the important role that cold gas, the fuel for star formation, has played in the assembly of galaxies across cosmic time. Modest sized surveys already provide robust molecular gas detections in hundreds to a few thousand star forming galaxies (SFGs), from redshifts 0-3. Furthermore, spatially resolved spectroscopy in both the (sub)mm and NIR wavelengths now enable us to study the detailed kinematics, star formation, and ISM properties in SFGs on few kpc scales. I will discuss the results from these surveys, and place them in the general context of galaxy formation and evolution.

10), gaps and non-axisymmetry seem common, implying that the significant fraction of disks harbor stellar/planetary-mass companions, or planet-forming activity is already triggered.

1 Msun is essential to testing and validating theories of star formation, constraining chemical enrichment models, the frequency of core-collapse supernovae, and interpreting the stellar populations of galaxies across cosmic time. Yet, despite more than 60 years of research, observational constraints on the high-mass IMF remain remarkably uncertain. Widely used high-mass IMFs (e.g., Kroupa) have associated uncertainties approaching an order-of-magnitude, making it virtually impossible to determine if the high-mass IMF varies with respect to environment (e.g., metallicity or star formation intensity) or is “Universal". In this talk, I will present the most precise measurement of the high-mass IMF to date. Using

100 young, resolved star clusters in M31 imaged as part of the Panchromatic Hubble Andromeda Treasury (PHAT) survey, we find the high-mass IMF slope to be Gamma=1.45+/-0.03. Compared to the canonical Kroupa IMF (Gamma=1.3+/-0.7), the high-mass IMF in M31 is 0.15 dex steeper (i.e., fewer massive stars) and represents a factor of

20 improvement in precision. There are no significant trends between the cluster IMF slopes and their ages, masses, and sizes, indicating that the IMF is remarkably “Universal” in this sample of

100 clusters. I will illustrate some of the broader implications of a steeper IMF slope (e.g., on star formation rate indicators, core-collapse supernovae rates) and will conclude by discussing the prospects for precision IMF measurements in other environments.

50pc) are thought to play a critical role in these processes as they host most of the massive star formation occurring in our Galaxy. Detailed observations on scales of clouds can provide important insights on the properties of the star forming interstellar medium and conditions promoting the formation of massive stars. Using such detailed studies of the nearby grand-design spiral galaxy M51 as part of the Pbdi Arcsecond Whirlpool Survey (PAWS) as an example, I will present our current understanding of how the interstellar medium, its molecular component in particular, and star formation relate across galactic disks.

100 most massive galaxies within 100 Mpc. Using integral-field spectroscopy covering 200 pc to 20 kpc scales, we are studying the assembly history of massive galaxies from the supermassive black holes at the center to the dark matter halos on large scales. I will then discuss black hole scaling relations over a large range in galaxy mass, using MASSIVE observations at the high end and megamaser disk galaxies at low mass. If time permits, I will discuss progress on survey planning for the Prime Focus Spectrograph.

2 and likely contributed significantly to the buildup of the Universe’s stellar mass and the formation of high-mass galaxies. However, an ongoing debate lingers as to their evolutionary origins at high-z. While DSFGs locally are known to be merger-driven collisions of gas-rich disk galaxies, some works argue that high-z DSFGs have different origins, and could just be solitary massive gas-rich disks (continually fed star-forming fuel via the gas-rich IGM). Other conflicting evidence argues high-z DSFGs are major mergers, like their local cousins. Solving the debate, as to the origins of high-z DSFGs, requires a careful census and follow-up of DSFGs. I will describe some of the latest observational research on dusty, infrared-luminous galaxies at high-redshift. Specifically, I will focus on: 1. measuring the far-IR/submm contribution to the cosmic star formation rate density out to high-z, and compare it to the optical/UV contribution to infer the universal importance of infrared surveys out to early epochs, 2. observational tools we can use to surmise the physical mechanisms which drive intense star-formation, and 3. how these rare but extreme galaxies can be uniquely useful as probes of some of the most massive structures in the Universe’s cosmic web. My long-term goal is to understand the triggering mechanisms for star formation episodes in extreme, ultraluminous starburst environments, how they relate to star formation in more common ``Milky Way&apos&apos type galaxies at high-redshift, and what the implications are for galaxy evolution at very early times.